Μετάβαση στο περιεχόμενο

Σκοτεινή ενέργεια

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Δεν πρέπει να συγχέεται με τη Σκοτεινή ροή, το Σκοτεινό υγρό ή τη Σκοτεινή ύλη

Στη φυσική κοσμολογία και την αστρονομία, η σκοτεινή ενέργεια είναι ένα υποθετικό είδος ενέργειας που εκτείνεται παντού στο σύμπαν και τείνει να επιταχύνει τη διαστολή του.[1]. Η σκοτεινή ενέργεια είναι η πιο αποδεκτή υπόθεση για να εξηγήσει παρατηρήσεις από το 1990 και έπειτα που δείχνουν ότι το σύμπαν διαστέλλεται με επιταχυνόμενο ρυθμό. Σύμφωνα με δεδομένα από το διαστημικό παρατηρητήριο Planck, και βασιζόμενοι στο Καθιερωμένο Πρότυπο της κοσμολογίας, η συνολική ύλη-ενέργεια του σύμπαντος φαίνεται να περιέχει 4,9% συνήθη ύλη, 26,8% σκοτεινή ύλη και 68,3% σκοτεινή ενέργεια.[2][3][4]

Οι προτεινόμενες μορφές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δύο προτεινόμενες μορφές για τη σκοτεινή ενέργεια είναι:

  • η κοσμολογική σταθερά, μία σταθερή πυκνότητα ενέργειας που γεμίζει το χώρο ομογενώς[5]
  • βαθμωτά πεδία όπως η πεμπτουσία ή moduli, δυναμικές ποσότητες με πυκνότητα ενέργειας που μπορεί να μεταβάλλεται στο χρόνο και στο χώρο. Οι συνεισφορές από τα βαθμωτά πεδία που είναι σταθερές στο χώρο συνήθως επίσης συμπεριλαμβάνονται στην κοσμολογική σταθερά. Η κοσμολογική σταθερά είναι φυσικά ισοδύναμη με την ενέργεια κενού. Βαθμωτά πεδία που αλλάζουν στο χώρο μπορεί να είναι δύσκολο να διαχωριστούν από μια κοσμολογική σταθερά, επειδή η αλλαγή μπορεί να είναι εξαιρετικά αργή.

Απαιτούνται μετρήσεις υψηλής ακρίβειας της διαστολής του σύμπαντος, για την κατανόηση του πώς ο ρυθμός διαστολής αλλάζει με το χρόνο. Στη γενική σχετικότητα, η εξέλιξη του ρυθμού διαστολής παραμετροποιείται από την κοσμολογική καταστατική εξίσωση (η σχέση ανάμεσα σε θερμοκρασία, πίεση και συνδυασμένες ύλη, ενέργεια και πυκνότητα ενέργειας κενού για οποιαδήποτε περιοχή του χώρου). Η μέτρηση της καταστατικής εξίσωσης για τη σκοτεινή ενέργεια είναι μία από τις μεγαλύτερες προσπάθειες στην παρατηρησιακή κοσμολογία σήμερα.

Η πρόσθεση της κοσμολογικής σταθεράς στο καθιερωμένο μοντέλο της κοσμολογίας FLRW metric οδηγεί στο Μοντέλο Lambda-CDM, το οποίο έχει αναφερθεί ως «καθιερωμένο πρότυπο» της κοσμολογίας εξαιτίας της ακριβούς συμφωνίας με τις παρατηρήσεις. Η σκοτεινή ενέργεια έχει χρησιμοποιηθεί ως κρίσιμο συστατικό σε μια πρόσφατη προσπάθεια για την ανάπτυξη ενός κυκλικού μοντέλου του σύμπαντος.[6]

Φύση της σκοτεινής ενέργειας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πολλά πράγματα για τη φύση της σκοτεινής ενέργειας παραμένουν θέματα υποθέσεων. Η ένδειξη (βλέπε παρακάτω) είναι έμμεση. Όμως, έρχεται από τρεις ανεξάρτητες πηγές. Αυτές είναι:

  • Μακρινές παρατηρήσεις και η σχέση τους με τη μετατόπιση του φάσματος προς το ερυθρό, που προτείνουν ότι το σύμπαν έχει επεκταθεί περισσότερο στο δεύτερο μισό της ζωής του.[7]
  • Η θεωρητική ανάγκη για έναν τύπο επιπλέον ενέργειας, που δεν είναι ύλη ή σκοτεινή ύλη, για να σχηματίσει το παρατηρήσιμα επίπεδο σύμπαν (απουσία οποιασδήποτε ανιχνεύσιμης καθολικής καμπυλότητας).
  • Μπορεί να τεκμηριωθεί από μετρήσεις μοτίβων κυμάτων μεγάλης κλίμακας της πυκνότητας μάζας στο σύμπαν.

Η σκοτεινή ενέργεια θεωρείται ότι είναι πολύ ομογενής, όχι πολύ πυκνή και ότι δεν αλληλεπιδρά μέσω οποιασδήποτε από τις θεμελιώδεις δυνάμεις εκτός από τη βαρύτητα. Εφόσον είναι αρκετά αραιή — χονδρικά 10−29 g/cm3— είναι απίθανο να ανιχνευθεί σε εργαστηριακά πειράματα. Η σκοτεινή ενέργεια μπορεί να έχει τόσο βαθιά επίδραση στο σύμπαν, δημιουργώντας 68% της πυκνότητας του σύμπαντος, μόνο επειδή γεμίζει ομοιόμορφα τον κενό χώρο. Τα δύο κυρίαρχα μοντέλα είναι η κοσμολογική σταθερά και η πεμπτουσία. Και τα δύο συμπεριλαμβάνουν το κοινό χαρακτηριστικό ότι η σκοτεινή ενέργεια πρέπει να έχει αρνητική πίεση.

Επίδραση της σκοτεινής ενέργειας: μία μικρή σταθερή αρνητική πίεση του κενού

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ανεξάρτητα από την πραγματική της φύση, η σκοτεινή ενέργεια θα χρειαζόταν να έχει μία ισχυρή αρνητική πίεση (με απωθητική δράση), έτσι ώστε να εξηγήσει την παρατηρούμενη επιτάχυνση στο ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος.

Σύμφωνα με τη Γενική Σχετικότητα, η πίεση μέσα σε μία ουσία συνεισφέρει στη βαρυτική της έλξη προς άλλα πράγματα ακριβώς όπως η πυκνότητα της μάζας της κάνει. Αυτό συμβαίνει επειδή η φυσική ποσότητα που προκαλεί στην ύλη να παράγει βαρυτικά φαινόμενα είναι ο Τανυστής Τάσης-Ενέργειας, που περιέχει και την πυκνότητα ενέργειας (ή ύλης) μιας ουσίας αλλά και την πίεσή της και το ιξώδες της.

Στο Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker μετρικό μοντέλο, μπορεί να δειχτεί ότι μια ισχυρή σταθερή αρνητική πίεση μέσα σε όλο το Σύμπαν προκαλεί μια επιτάχυνση στη διαστολή αν το Σύμπαν ήδη διαστέλλεται, ή μια επιβράδυνση στη συστολή αν το Σύμπαν ήδη συστέλλεται. Αυτό το φαινόμενο της επιταχυνόμενης διαστολής, μερικές φορές καλείται ως "βαρυτική απώθηση", που είναι γλαφυρή έκφραση αλλά πιθανώς να προκαλέσει σύγχυση. Για την ακρίβεια, μία αρνητική πίεση δεν επηρεάζει τη βαρυτική αλληλεπίδραση μεταξύ των μαζών -που παραμένει ελκτική- αλλά μάλλον επηρεάζει τη συνολική εξέλιξη του Σύμπαντος σε κοσμολογική κλίμακα, δίνοντας χαρακτηριστικά το αποτέλεσμα μιας επιταχυνόμενης διαστολής, παρά την όποια έλξη ανάμεσα στις μάζες του Σύμπαντος.

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. Bibcode: 2003RvMP...75..559P. 
  2. ↑ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9.». Astronomy and Astrophysics (submitted). http://arxiv.org/pdf/1303.5062v1.pdf. 
  3. ↑ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (31 March 2013). «Planck 2013 Results Papers». Astronomy and Astrophysics (submitted). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2013-03-23. https://web.archive.org/web/20130323234553/http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers. Ανακτήθηκε στις 2013-07-20. 
  4. ↑ «First Planck results: the Universe is still weird and interesting». 
  5. ↑ Carroll, Sean (2001). «The cosmological constant». Living Reviews in Relativity 4. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2006-10-13. https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html. Ανακτήθηκε στις 2006-09-28. 
  6. ↑ Baum, L. and Frampton, P.H. (2007). «Turnaround in Cyclic Cosmology». Physical Review Letters 98 (7): 071301. doi:10.1103/PhysRevLett.98.071301. PMID 17359014. Bibcode: 2007PhRvL..98g1301B. 
  7. ↑ R. Durrer (2011). What do we really know about Dark Energy?. Bibcode: 2011arXiv1103.5331D. https://archive.org/details/arxiv-1103.5331. 


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Σκοτεινή_ενέργεια&oldid=9012948"